メシエ66-NGC 3627中間渦巻銀河

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メシエマンデーへようこそ。今日も、メシエ66と呼ばれる中間渦巻銀河を見て、親愛なる友人であるタミープロトナーに敬意を表します。

18世紀、フランスの天文学者チャールズメシエは、夜空で彗星を探していたとき、最初に彗星と間違えた固定された拡散天体の存在に気づき続けました。やがて彼は、他の天文学者が同じ間違いをするのを防ぐために、これらのオブジェクトの約100個のリストを作成するようになりました。このリスト（メシエカタログとして知られています）は、ディープスカイオブジェクトの最も影響力のあるカタログの1つになるでしょう。

これらのオブジェクトの1つは、メシエ66（NGC 3627）として知られる中間楕円銀河です。地球からレオ星座の方向に約3600万光年離れて位置するこの銀河は、直径95,000光年を測定します。それはまた、銀河の三連星の中で最も明るくて最大のメンバーであり、その明るい星団、ダストレーン、および関連する超新星でよく知られています。

説明：

天の川から約3500万光年の人生を楽しんでいる「レオトリオ」として知られるグループには、2つのM天体の最東端にある明るい銀河メシエ66があります。望遠鏡や双眼鏡では、この縞模様の渦巻銀河がはるかに目立ち、結び目の腕とふくらんだコア内の細部をはるかに見やすくなっています。

隣接する銀河との相互作用のため、M66は中心質量が非常に高く、らせん状の腕の1つから明らかに除去された、分離されたH I物質の回転しない塊の兆候を示しています。スパイラルアームの1つでも、Halton ArpのPeculiar Galaxiesのコレクションで注目を集めました！正確には何と衝突したのでしょうか？

「COとH Iを組み合わせたデータは、NGC 3627とその伴銀河NGC 3628との過去の遭遇の履歴と、この潮汐相互作用の結果としてのNGC 3627のその後の動的進化の両方に関する新しい情報を提供します。特に、形態学的および運動学的情報は、接近した遭遇中にNGC 3627が経験する重力トルクが一連の動的プロセスを引き起こしたことを示しています。これには、顕著ならせん構造の形成、恒星とガスの質量の両方の中心集中、 2つの広く分離され、外側に配置された内部リンドブラッド共鳴、および内部共鳴内部のガス状バーの形成。これらの調整プロセスにより、銀河円盤全体にわたって連続的かつ効率的な放射状質量の降着が可能になります。現在の研究での観測結果は、近くの相互作用している銀河の詳細な画像を提供します。これは、核活動銀河へと進化する過程にある可能性が非常に高いです。また、相互作用後の銀河で連続的な不安定性が形成される可能性のあるメカニズムの1つも示唆されています。これにより、星間物質を銀河の中心に非常に効率的に導き、核のスターバーストやセイファート活動を促進することができます。」

ああ、そう！星形成領域…そして、スピッツァー宇宙望遠鏡の目を通してより深く見るためのより良い方法は何ですか？ R.ケニカット（アリゾナ大学）とSINGSチームが観察したように：

「M66の青いコアと棒のような構造は、古い星の集中を示しています。バーには星の形成がないように見えますが、バーの端は明るい赤で活発に星を形成しています。棒状スパイラルは、核、リング、棒、棒の端、らせん状の腕など、さまざまなレベルの星形成活動を持つさまざまな環境を含んでいるため、星形成のための絶妙な実験室を提供します。 SINGS画像は4チャネルの疑似カラーコンポジットです。青色は3.6ミクロンでの発光を示し、緑色は4.5ミクロン、赤色は5.8および8.0ミクロンを示します。この写真の星光（3.6ミクロンで測定）からの寄与は5.8および8ミクロンの画像から差し引かれ、ダストの特徴の可視性を向上させています。」

メシエ66も、スーパースタークラスターの形成の証拠として深く研究されています。 David Meierが指摘したように：

「スーパースタークラスターは球状星団の前駆体であると考えられており、宇宙で最も極端な星形成領域の一部です。それらは、活発に星が崩壊している銀河、またはあまり活発でない銀河のコアの近くで発生する傾向があります。電波のスーパースタークラスターは、極度の消滅のため、光学光では見えませんが、赤外線や電波の観測では明るく輝いています。ガスをイオン化して熱的に明るいHII領域を作成するUV放射を提供するために大規模な星が必要であるため、これらの領域には多くの大規模なO星があると確信できます。現在、出生SSCはあまり知られていないため、検出はそれ自体が重要な科学目標です。特に、銀河系で知られているSSCはごくわずかです。 SSCに関する統計的ステートメントを作成し、星団を形成する質量範囲を埋めるためには、より多くの検出が必要です。より多くの検出を行うことで、SSCに対する他の環境（バー、バブル、銀河の相互作用など）の影響を調査できるようになります。これは、将来的にスクエアキロメーターアレイで追跡され、個々の成形への影響を発見する可能性があります。巨大な星。」

しかし、まだまだあります。 M66のスパイラルパターンで磁気特性を試します。 M.ソイダ（et al）が2001年の研究で指摘したように：

「相互作用する銀河NGC 3627を電波偏波で観測することにより、私たちは質問に答えようとします。磁場はどの程度銀河ガスの流れをたどりますか。コンパクトなD構成でVLAを使用して、8.46 GHzおよび4.85 GHzで合計パワーと偏光強度マップを取得しました。ゼロスペーシングの問題を克服するために、干渉データは、Effelsberg 100 m電波望遠鏡で得られた単一皿の測定値と組み合わされました。 NGC 3627で観測された磁場構造は、2つの磁場成分が重ね合わされていることを示唆しています。 1つのコンポーネントは、アーム間スペースをスムーズに満たし、最も外側のディスク領域にも表示されます。他のコンポーネントは、対称のS字型構造に従います。西側の円盤では、後者の成分は光学ダストレーンとよく整合しており、外部相互作用によって引き起こされる可能性のある曲げに追従します。しかし、SEディスクでは、磁場は重いダストレーンセグメントを横切っており、明らかに強い密度波の影響を受けません。この領域での大きなHi線幅と一致して、磁場が高い乱流拡散によってガスから分離されることをお勧めします。 NGC 3627の一般的な磁場非対称性に対する圧縮効果と非軸対称ガス流の考えられる影響について詳しく説明します。ファラデー回転分布に基づいて、この銀河の周りに大きなイオン化されたハローが存在することも示唆しています。」

観察の歴史：

M65とM66はどちらも同じ夜（1780年3月1日）にM66を説明したチャールズメシエによって発見されました。その光は非常に弱く、前のものに非常に近いです。どちらも屈折器の同じフィールドに表示されます。 1773年と1774年の彗星は、1773年11月1日から2月2日にこれらの2つの星雲の間を通過しました。メシエ星は、彗星の光のせいで、間違いなくその時それらを見ていませんでした。」

両方の銀河はハーシェル家によって観察され、カタログ化され、アドミラルスミスによってさらに説明されます。

「ライオンのハンチにある明るい核を持つ大きな細長い星雲。トレンドのnp [北北、NW]とsf [南、南SE]。この視点の美しい標本は、シータレオニスの南東3度にあります。 73秒頃に似たような形のメシエNo. 65が先行し、両方が同時にいくつかの星とともに適度なパワーの下でフィールドにいます。彼らは1780年にメチェインからメシエに指摘され、彼には気が遠くかすんでいるように見えた。上記は私の楽器での外観です。
「これらの想像を絶する広大な創造物は、まったく同じ平行して、デルタAR = 174sで、見かけの寸法に関してはさらに驚異的な性質の別の楕円形の星雲が続いています。これはH [ジョンハーシェル]が一掃して発見したもので、1830年のカタログで875番です[実際には、M66を再観測したときに誤った位置にある可能性があります]。これらの特異なオブジェクトの前の2つは、ウィリアムハーシェル卿と彼の息子[JH]によって調査されました。そして後者は、「細長い星雲の一般的な形は楕円形であり、中心に向かうそれらの凝縮は、ほぼ常に、明るい楕円形の層の重ね合わせから生じ、中心に向かって密度が増加するようなものです。多くの場合、密度の増加には、楕円率の減少、または外側の層よりも中央の球状へのより近いアプローチが伴うことは明らかです。」それから彼はそれらの星雲の一般的な構成を、球から円盤までのあらゆる程度の平坦さの扁平な回転楕円体の塊であり、それらの密度の法則と中心への楕円率に関するあらゆる多様性のものであると仮定します。これは、これらのシステムの形態が回転中の流体の質量の形態を決定するものと同じ力によって維持されることを想像する人々にとって、驚異的で逆説的に見えなければなりません。なぜなら、星雲が離散した星のクラスターのみである場合、それらを信じる理由は数多くあるため、それらを介して圧力が伝播することはできないからです。その結果、1つの質量のようなシステムの一般的な回転は想定できないため、ジョン卿は、特定の条件下では重力の法則と矛盾しないスキームを提案します。「それはむしろ考えられなければならない」と彼は私たちに告げる」と、その形の範囲内で、個々の構成要素の不定の大きさを含み、それは言うまでもなく、互いに動いている可能性があり、それぞれが独自にアニメートしている内部の重力の法則の影響により、固有の発射力が軌道に偏向され、そのすべての部分の複合的な引力から生じる可能性があります。」

メシエ66の検索：

M66は小型の双眼鏡では見えないように見えるかもしれませんが、それは間違いです。驚くべきことに、その大きなサイズと高い表面輝度のおかげで、この特定の銀河はイオタとシータレオニスの間で直接見つけるのが非常に簡単です。良好な状態の5X30双眼鏡であっても、M65とM65の両方を2つの異なる灰色の楕円として簡単に見ることができます。

小さな望遠鏡は、これらの明るく素晴らしい銀河の両方で構造を引き立たせ始めますが、「トリオ」のヒントを得るには、少なくとも6インチの開口部と良い暗い夜が必要になります。双眼鏡ですぐに見つけられない場合でも、がっかりしないでください。これは、おそらく空の状態が良くなく、より透明な夜にもう一度試すことを意味します。ペアは、より大きな望遠鏡で適度に月明かりに照らされた夜に適しています。

この銀河のペアに等しく惹かれますように！

そして、あなたが始めるのに役立つM66の簡単な事実はここにあります：

オブジェクト名：メシエ66
代替指定：M66、NGC 3627、（のメンバー）レオトリオ、レオトリプレット
オブジェクトタイプ：タイプSb渦巻銀河
星座：レオ
昇天：11：20.2（時間：分）
赤緯：+12：59（度：m）
距離：35000（kly）
視覚的な明るさ：8.9（等）
見かけの寸法：8×2.5（アーク分）